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Etude des émissions naturelles dans la plasmasphère,
reliées à la gyrofréquence électronique, à l’aide de
données de la mission multi satellite CLUSTER
Farida El-Lemdani Mazouz
To cite this version:
Farida El-Lemdani Mazouz. Etude des émissions naturelles dans la plasmasphère, reliées à la gy-rofréquence électronique, à l’aide de données de la mission multi satellite CLUSTER. Physique [physics]. Université d’Orléans, 2008. Français. �tel-00340250�
UNIVERSITÉ D’ORLÉANS
ÉCOLE DOCTORALE SCIENCES ET TECHNOLOGIES
LABORATOIRE LPCE
THÈSE
présentée par :Farida EL-LEMDANI MAZOUZ
soutenue le : 30 Juin 2008
pour obtenir le grade de :
Docteur de l’Université d’Orléans
Discipline/ Spécialité
: Physique des plasmas
Étude des émissions naturelles dans la
plasmasphère, reliées à la gyrofréquence
électronique, à l’aide des données de la
mission multi-satellites CLUSTER
THÈSE dirigée par :
M Jean Gabriel TROTIGNON Chargé de recherche, LPCE, Orléans
RAPPORTEURS :
M Ondrej SANTOLIK Professeur associé, Université Charles Prague M Christian MAZELLE Chargé de recherche, CESR, Toulouse
_____________________________________________________________________________________
JURY :
M Jean Louis ROUET Professeur, Université d’Orléans M Jean Gabriel TROTIGNON Chargé de recherche, LPCE, Orléans M Hervé DE FERAUDY Professeur, Université de Versailles M François LEFEUVRE Directeur de Recherche, LPCE, Orléans M Ondrej SANTOLIK Professeur associé, Université Charles Prague M Christian MAZELLE Chargé de recherche, CESR, Toulouse
Etude des émissions naturelles dans la
plasmasphère, reliées à la gyrofréquence
électronique, à l’aide de données de la
mission multi-satellites CLUSTER
Study of the natural emissions in the plasmasphere,
related to the electron gyrofrequency using CLUSTER
multi satellites data
Résumé
Cette thèse rassemble une série de travaux sur les émissions naturelles observées dans la partie externe de la plasmasphère terrestre par la mission multi-satellites CLUSTER, et plus précisément par l’instrument WHISPER. Parmi les émissions observées, citons les ondes électrostatiques électroniques observées entre deux gyrofréquences électroniques successives. Ces ondes sont couramment appelées (n+½)fce et sont aussi bien observées dans la magnétosphère terrestre que dans celles d’autres planètes magnétisées. Nous proposons une classification de toutes les émissions naturelles observées dans la plasmasphère, basée sur les caractéristiques spectrales déterminées lors d’études d’événements. Nous nous intéresserons ensuite aux les trois types principaux d’ondes rencontrées : émissions aux n(1.1)fce, aux (n+½)fce et aux nfce. Ces dernières, mises en évidence grâce à la bonne résolution de l’instrument WHISPER, n’avaient jamais été observées auparavant. Une étude systématique sur trois années de données (la période 2002-2004) a permis de localiser les différentes émissions observées en secteur MLT et en latitude magnétique. Par des études d’événements multi-satellites, et par l’étude statistique, nous avons pu mettre en évidence l’importance de la distance radiale à la plasmapause sur les caractéristiques (intensité, nombre d’harmoniques présentes) des émissions aux (n+½)fce observées. Pour quantifier cette distance à la plasmapause, nous avons défini un indicateur utilisant la valeur de la fréquence plasma, mesurée par l’instrument WHISPER, lors de la traversée de l’équateur magnétique. Nous avons aussi étudié l’influence de l’activité géomagnétique, à travers les variations des indices AE, Kp et Dst, sur les trois types d’ondes étudiés. En examinant les données de l’instrument PEACE de la missions CLUSTER, deux formes différentes de la fonction de distribution, dépendant de l’intensité des ondes aux (n+½)fce, ont été mises en évidence. Enfin, nous nous sommes familiarisés avec l’utilisation d’un code particulaire et avons retrouvé les modes propres du plasma prédits par la théorie linéaire.
Abstract
This dissertation gathers a series of investigations about natural emissions observed in the external part of the plasmasphere by CLUSTER multi satellite mission and more precisely by WHISPER instrument. Among the observed emissions, we can quote the electrostatic electron cyclotron harmonics, observed between two successive electron gyrofrequency. These waves are usually called (n+½)fce emissions, they are observed in Earth’s magnetosphere as well as in the vicinity of other planets. We propose a classification of the natural emissions observed in the plasmasphere, based on spectral characteristics. We focus on three principal types of waves: emissions at n(1.1)fce, at (n+½)fce, and at nfce. The last ones have been highlighted thanks to the good resolution of WHISPER instrument, they had never been observed before. A systematic study over three years of data (2002-2004) permit the localisation of the different emissions observed in MLT sector, and with magnetic latitude. Using multi satellite event studies and statistical study, we show the importance of the radial distance to the plasmapause on the characteristics features (intensity, number of harmonics) of the emissions at (n+½)fce. To characterize this distance to the plasmapause we define a proxy using the value of the equatorial plasma frequency, fp-eq, measured by WHISPER instrument. We also studied the influence of the geomagnetic activity, through the variations of indices AE, Kp and Dst, on the three types of emissions observed. Some signatures on the electron distribution function have been examined. Two distinct forms of this distribution function, related to the intensity of the emissions at (n+½)fce, are observed. Finally, we present preliminary results of numerical simulations using a particle code and we find the eigen modes of the plasma predicted by the linear theory.
Remerciements
Je voudrais tout d’abord remercier Pierrette Décréau et Jean louis Rauch pour m’avoir accordé leur confiance il y a 5 ans maintenant, de m’avoir encouragée à passer par la case DEA tout d’abord et de m’avoir proposé ce sujet de thèse ensuite.
Un grand merci à Pierrette qui a dirigé cette thèse pendant ces années, merci pour ta qualité d’encadrement et d’écoute, merci d’avoir pris de ton temps pour toujours me conseiller, merci pour ton aide et pour ta disponibilité. J’ai beaucoup appris à tes côtés.
Merci également à Jean Louis Rauch, d’avoir co-encadré ce travail, les discussions fructueuses qu’on a pu avoir m’ont permis d’avancer dans l’accomplissement de mon travail, merci d’avoir transmis tes connaissances avec beaucoup de générosité.
Toute ma gratitude va également à Jean Gabriel Trotignon qui a accepté de prendre la charge administrative de la direction de thèse sur la fin, merci surtout de ne pas avoir été là que pour le coté administratif, mais d’avoir aussi, entre autres, aidé à la correction de ce manuscrit.
Cette thèse a été effectuée au Laboratoire de Physique et de Chimie de l’Environnement (LPCE), je voudrais donc particulièrement remercier Pierre Louis Blelly et Michel Tagger, directeurs passé et présent du LPCE, pour m’avoir accueilli au sein de leur laboratoire et m’avoir permis d’effectuer cette thèse dans d’excellentes conditions.
Je suis également reconnaissante à Jean Louis Rouet d’avoir accepté de présider le jury de cette thèse. Merci aussi à Ondrej Santolik et Christian Mazelle qui en rapportant ma thèse avec une grande disponibilité ont aidé à améliorer ce manuscrit. Merci également à François Leufeuvre et Hervé de Feraudy de s’être intéressés à mon travail et de bien vouloir juger cette thèse. Je remercie aussi Maha Ashour-Abdalla, qui même si elle n’a pas fait partie de ce jury de thèse, s’est intéressé à ce travail et a contribué à l’amélioration de ce manuscrit par ses conseils et sa relecture.
Merci également à toute l’équipe WHISPER, à ceux qui sont partis (Gille L, Xavier S, Gungor B, Alban R) comme à ceux qui sont toujours là (Xavier V, Séna K, Amélie), grâce aux outils que vous avez mis en place et que vous entretenez, cette thèse a pu se faire dans des conditions plus que confortables, merci pour les nombreux coups de mains surtout en veille de conférence ! Merci également à toute la communauté CLUSTER pour leur accueil, merci aux équipes des instruments EFW, FGM et PEACE dont j’ai utilisé les données dans cette thèse.
Je voudrais aussi remercier quelques personnes du CETP avec lesquelles j’ai pu travailler en collaboration, Patrick Canu pour les conseils et les discussions instructives qu’on a pu avoir. Dominique Fontaine pour son aide précieuse lors du traitement des données de l’instrument PEACE. Et également Bertrand Lembège pour la collaboration qu’on a eu pour utiliser le code particule, même si l’on a pas été au bout des applications que l’on voulait faire, j’espère pouvoir
mener à bien cette partie dans l’avenir, je n’oublierais pas de remercier Jean Noel le Bœuf qui nous a aidé « de loin » dans le debuggage du code E2S utilisé.
Des remerciements également à tous les personnels techniques et administratifs du LPCE, mais aussi de l’université, qui ont aidé au bon déroulement de cette thèse.
Toute ma gratitude va aussi à Michèle Schillewaert pour son aide dans les recherches bibliographiques, pour son écoute et ses encouragements.
Merci également toutes les personnes du LPCE que j’ai pu côtoyer durant ces années, même si vous ne m’avez pas beaucoup vue à la « cafet », j’ai apprécié les quelques moments de détente que j’ai pu y passer.
Merci à Guillaume, qui a commencé à me supporter durant le DEA, et qui a continué durant la thèse. Et à Aurèlie pour ses encouragements, sa relecture, et ses conseils avisés.
Durant cette thèse, j’ai partagé mon bureau avec Sandrine « whispette bis » qui est maintenant au MSSL, même si quelques kilomètres nous ont séparés sur la fin, tu as toujours su rester à l’écoute et m’encourager, merci pour tes conseils et ton amitié qui continuera longtemps j’espère, à d’autre beaux voyages !
Merci également à Fabien, pour nos échanges nombreux par mel, pour tes encouragements à distance, pour les relectures que tu a pu faire de la thèse ou de l’article.
Je n’oublierais pas Alexandra Géraldine et Katia et mes amis de promo à l’USTHB d’Alger : Kahina, Roza, Nawel, Hinda et Reda , merci de vos encouragement et de votre soutien.
Durant toutes ces années d’aller retour Chartres-Orléans, j’ai pris la ligne 1 du Transbeauce, merci donc à tous les chauffeurs et habitués qui ont fait paraître les trajets moins long , et qui m’ont entre autres attendu quelques minutes lors d’impressions de poster ratés et réveillée a mon arrivée.
J’en profite aussi pour remercier de tout mon cœur mes parents pour leur soutien constant, même à distance, merci de m’avoir donné goût à la science, et de m’avoir toujours encouragée A tous les membres de ma famille qui par leur présence ou leurs encouragement ont contribué de près ou de loin à l’accomplissement de ce travail.
Une dernière pensée enfin à Amine, Amel et leur papa Fewzi qui ont fait que les « à coté de thèse » soient plus agréables, et qui ont supporté une maman pas toujours présente. Merci à toi Fewzi pour ta patience, et ton affection, et pour avoir été toujours présent dans les moments critiques.
Sommaire
Introduction générale
13
PARTIE 1 Contexte général Chapitre 1: La magnétosphère terrestre et la plasmasphère
19
I.1 Environnement magnétique terrestre...19
I.2 La magnétosphère et ses différentes régions ...20
I.2.1 Le choc d’étrave ...21
I.2.2 Magnétogaine et magnétopause ...21
I.2.3 Les cornets polaires ...22
I.2.4 Les lobes et la queue de la magnétosphère...23
I.2.5 Les zones aurorales...23
I.2.6 La plasmasphère ...24
I.2.7 Le courant annulaire et les ceintures de radiation ...27
I.3 Activité géomagnétique...27
I.3.1 L’indice DST ...28
I.3.2 Les indices d’activité aurorale Au, Al et AE...28
I.3.3 L’indice Kp...29
Chapitre 2: Ondes électrostatiques électroniques
31
II.1 Caractéristiques ...32
II.2 Observations antérieures ...33
II.2.1 Caractéristiques spectrales ...34
II.2.2 Classifications existantes et propriétés statistiques...42
II.3 Mécanismes de génération ...46
II.4 Intensité des ondes aux (n+½) fce et aurores diffuses...48
II.5 Bilan ...51
PARTIE 2 Données étudiées et Moyen d'étude Chapitre 3: Données étudiées
55
III.1 La mission CLUSTER ...55
III.2 Orbitographie et distance de séparation des satellites ...56
III.3 Instruments embarqués à bord ...59
III.3.1 L’instrument WHISPER ...62
Sommaire
III.3.3 L’instrument PEACE ...64
III.3.4 L’instrument FGM ...66
III.3.5 L’instrument STAFF...67
Chapitre 4: Moyens d’études
69
IV.1 Fréquences caractéristiques ...69
IV.2 Méthodes de traitement d’image pour la détermination des modes propres du plasma ...72
IV.2.1 Méthode d’identification des fréquences de résonance ...73
IV.2.2 Méthodes des maximas d’intensité pour la détermination des ondes électrostatiques dans la plasmasphère...76
IV.2.3 Algorithmes de détection automatique dans la plasmasphère ...78
IV.3 Orientation par rapport au champ magnétique ...83
IV.3.1 Taux de modulation et directivité ...83
IV.3.2 Calcul instantané de l’orientation par rapport à B ...85
IV.4 Résolution de l’équation de dispersion : modes propres du plasma...71
IV.4.1 Equation de dispersion des ondes électrostatiques ...73
IV.4.2 Code de calcul numérique WHAMP ...77
IV.4.3 Codes particules...78
PARTIE 3 Données ondes et particules dans la plasmasphère Chapitre 5: Observation d’ondes dans la plasmasphere
89
V.1 Observation d’ondes plasmasphériques ... 89
V.2 Emissions électrostatiques équatoriales ... 94
V.2.1 Caractéristiques spectrales des émissions équatoriales... 94
V.2.2 Structures fines des émissions équatoriales ... 100
V.2.3 Influence de la fréquence plasma sur le nombre d’harmoniques :... 104
V.2.4 Modulation des ondes aux (n+ ½ )fce... 114
V.2.5 Emissions hors équateur magnétique... 114
V.2.6 Conclusion ... 119
V.3 Emissions électrostatiques aux n(1.1)fce... 121
V.3.1 Caractérisation en fréquence... 123
V.3.2 Orientation par rapport au champ magnétique B ... 124
V.4 Observation d’ondes aux nfce... 125
V.4.1 Caractéristiques spectrales ... 125
V.4.2 Direction de propagation... 128
V.5 Conclusion ... 131
Chapitre 6 : Etude statistique sur les observations plasmasphériques
133
VI.1 Terminologie et proportion des différentes observations ... 133
VI.2 Etude statistique sur les émissions électrostatiques aux (n+½)fce... 139
VI.2.2 Dépendance à la latitude magnétique ... 141
VI.2.3 Dépendance en secteur MLT... 143
VI.2.4 Intensité des émissions ... 152
VI.2.5 Conclusion ... 156
VI.3 Etude statistique des émissions aux n(1.1)fce... 157
VI.3.1 Dépendance au secteur MLT... 159
VI.3.2 Dépendance à la latitude magnétique ... 161
VI.4 Etude statistique sur les émissions aux nfce... 162
VI.4.1 Position en secteur MLT... 163
VI.4.2 Valeurs de la fréquence plasma équatoriale ... 164
VI.5 Influence de l’activité géomagnétique... 165
VI.5.1 Variations de l’indice Kp... 166
VI.5.2 Variations de l’indice Dst ... 168
VI.5.3 Variations de l’indice AE ... 171
VI .6 Conclusion ... 174
Chapitre 7: Données particules dans la région équatoriale
177
VII.1 Données particules dans la région équatoriale : Corrélation avec les observations d’ondes aux (n+½)fce... 177
VII.1.1 Populations électroniques... 178
VII.1.2 Evolution de la fonction de distribution ... 182
VII.1.3 Signatures particulières de la fonction de distribution ... 184
PARTIE 4 Génération des ondes électrostatiques Chapitre 8: Simulation des ondes aux (n+½)fce : utilisation d’un code 2D-1/2
191
VIII. 1 Courbes de dispersion obtenues par la théorie linéaire...191
VIII.1.1 Code de calcul numérique WHAMP ...191
VIII.1.2. Courbes de dispersion et taux de croissance pour les émissions électrostatiques autour des (n+½)fce...192
VIII. 2 Utilisation d’un code particule...194
VIII. 2. 1. Modèle électrostatique 2-1/2 D...194
VIII. 2. 2. Simulation test en propagation perpendiculaire...196
VIII. 2. 3. Modes observés...198
Conclusion générale 205
Annexes
211
Annexe 1: Coordonnées et Paramètres 213
Annexe 2: Ondes dans un plasma 217
Annexe 3: Codes particules et fonction d’autocorrélation 230
Annexe 4: Articles Publiés 235
Introduction générale
Les aurores polaires observées sur Terre ont depuis toujours fasciné par le magnifique spectacle qu’elles offraient. Les premières observations datent des périodes de la Grèce antique. Ces aurores sont la preuve directe de l’interaction du vent solaire avec le champ magnétique dipolaire de la Terre. En 1931, Chapman et Ferraro montrent que la Terre se comporte comme un obstacle à l’écoulement du vent solaire, l’impact du vent solaire confine le champ magnétique terrestre dans une cavité nommée magnétosphère. De nombreuses sous-régions composent la magnétosphère, comme les cornets polaires, les zones aurorales, la plasmasphère, le feuillet de plasma ou les lobes. Ces différentes régions sont caractérisées par des plasmas de diverses origines et de diverses températures.
Une des questions qui se pose dans l’étude de la magnétosphère est de comprendre d’où proviennent les particules, comment elles se déplacent et comment elles peuvent disparaître. Etant donnée la faible densité des particules dans la magnétosphère, le milieu est considéré sans collisions. Dans un tel milieu, les ondes vont jouer un rôle fondamental pour effectuer les transferts d’énergie entre les différentes populations de particules chargées. Dans cette étude, nous nous intéressons aux ondes électrostatiques électroniques de la magnétosphère interne, dont une catégorie (les ondes aux (n+½)fce), a souvent été associée aux aurores diffuses. Plus
généralement, les ondes électrostatiques, marqueurs de propriétés locales du plasma, sont intéressantes à revisiter par une mission multipoints, qui vise à mettre en relief la structure spatiale des caractéristiques du milieu.
- 14 - Introduction générale
Ces ondes électrostatiques électroniques sont observées aussi bien dans les plasmas de laboratoire que dans les magnétosphères des planètes magnétisées. Les premières observations de ces ondes électrostatiques, dans la magnétosphère terrestre, datent de la fin des années soixante avec les données de OGO5. Ces ondes sont généralement localisées entre deux harmoniques successives de la gyrofréquence électronique et sont couramment appelées «electron cyclotron harmonics » ou (n+½)fce.
Elles sont caractérisées par de faibles distances de propagation et une composante de champ magnétique quasi nulle. Plusieurs études se sont intéressées à la caractérisation de ces ondes. Elles apparaissent comme étant confinées près de l’équateur magnétique.
La caractérisation spectrale de ces ondes a montré que leur position en fréquence n’est pas aussi simple qu’il y parait, montrant même une structure fine pour certaines d’entre elles. Des études statistiques ont porté sur l’amplitude de ces ondes et leur possible implication dans la précipitation des électrons menant aux aurores diffuses sans apporter de réponse définitive à cette question. Enfin, diverses théories ont été proposées pour expliquer le mécanisme de génération de ces ondes. Ces théories, basées sur des formes particulières de la fonction de distribution, ne sont pas toujours reliées à des conditions réelles d’observation. De nombreuses études restent donc à faire pour caractériser ces ondes en fréquence, pour décrire plus précisément les structures fines de ces ondes qui ne sont pas expliquées par les théories actuelles, pour déterminer les fonctions de distribution électronique simultanées à l’observation de ces ondes électroniques et enfin pour analyser de façon statistique l’amplitude de ces ondes afin d’évaluer leur implication dans la précipitation des électrons. L’ensemble des ces points est abordé dans cette thèse.
La mission CLUSTER est une mission novatrice qui est bien adaptée pour ces études.
Elle est composée de quatre satellites identiques orbitant sous la forme d’un tétraèdre. Cette disposition tétraédrique autorise pour la première fois une étude spatiale et temporelle des structures traversées et des phénomènes rencontrés. L’orbite de CLUSTER permet de traverser clairement et sans ambiguïté l’équateur magnétique lors du passage au périgée, ce qui est utile pour caractériser la région équatoriale de la plasmasphère. L’instrument WHISPER dédié à la mesure des fréquences propres du plasma permet également l’enregistrement et la caractérisation des ondes naturelles du
milieu. La bonne résolution temporelle et fréquentielle de l’instrument donne accès aux structures fines des émissions observées. L’utilisation des mesures des quatre satellites permet de mettre en évidence l’importance de la distance radiale à la plasmapause sur l’observation des ondes électrostatiques et sur l’intensité de ces ondes.
A partir des données de l’instrument WHISPER et aussi en utilisant les données d’autres instruments à bord de CLUSTER, nous pouvons caractériser les émissions naturelles observées dans la région de la plasmasphère. L’instrument PEACE va nous donner des informations sur les signatures électroniques et sur les fonctions de distribution observées simultanément aux émissions naturelles.
La première partie de cette thèse est consacrée à la présentation du contexte général c'est-à-dire la magnétosphère terrestre (Chapitre 1) et les ondes électrostatiques étudiées (Chapitre 2).
La deuxième partie de ce manuscrit décrit les moyens d’étude que nous avons eu à notre disposition. Nous présentons la mission CLUSTER et les différents instruments utilisés dans cette étude dans le Chapitre 3. Nous présentons aussi les différentes techniques qui ont été utilisées pour traiter les données, telles que les méthodes basées sur le traitement d’image pour déterminer les caractéristiques en fréquence, en intensité et en largeur de bande des ondes observées dans le Chapitre 4.
La troisième partie, est consacrée à l’étude des données ondes et particules dans la plasmasphère sous différents aspects.
Nous commençons tout d’abord, dans le Chapitre 5, par une étude morphologique et descriptive des ondes naturelles reliées à la gyrofréquence électronique observées dans la région de la plasmasphère. Nous mettons en évidence leurs caractéristiques spectrales, leurs intensités et leurs largeurs de bande, ce qui nous permet d’identifier clairement les émissions les unes par rapport aux autres. Nous nous focaliserons sur trois types d’émissions naturelles par la suite ; ondes aux (n+1/2)fce,
ondes aux n(1.1)fce et aux ondes autour de nfce.
Le Chapitre 6 est consacré à une étude plus systématique de ces observations. Pour cette étude statistique trois années de données WHISPER seront étudiées, nous verrons notamment les localisations en secteur MLT et en latitude magnétique des différentes émissions observées. Nous mettrons en évidence l’importance de la distance radiale à la plasmapause sur le type d’émissions observées, et nous définirons un proxy
- 16 - Introduction générale
relié à nos mesures pour quantifier cette distance. Nous évaluerons enfin l’importance de l’activité géomagnétique sur chaque type d’émissions observées.
Nous étudierons, dans le Chapitre 7, les signatures des flux électroniques et des fonctions de distribution données par l’instrument PEACE dans la région équatoriale de la plasmasphère afin de voir les corrélations entre les signatures des données électroniques et les ondes aux (n+½)fce.
La dernière partie de ce manuscrit est consacrée à la génération des ondes électrostatiques, nous présenterons dans le Chapitre 8 quelques méthodes utilisées dans la littérature, puis nous présenterons une approche par simulation numérique qui a été entreprise en utilisant un code particule 2-1/2D. Cette approche pose les jalons pour reproduire les structures fines des ondes aux (n+½) fce étudiées.
Nous terminerons enfin par une conclusion générale et quelques perspectives qu’ouvre ce travail.
Partie 1
Contexte général
Dans cette partie, nous présentons le contexte général de ce travail. Nous commençons par la présentation de la magnétosphère et de la plasmasphère terrestre dans le Chapitre 1. Nous rappellerons ensuite les propriétés des ondes électrostatiques et leurs différentes signatures dans le Chapitre 2.
La magnétosphère terrestre et la plasmasphère
I.1 Environnement magnétique terrestre
La Terre est une des planètes magnétisées du système solaire. Sans perturbations extérieures, le champ magnétique terrestre peut être approximé par un dipôle incliné d’environs 110 (Barker et al., 1986 ) par rapport à l’axe de rotation (Figure 1.1).
Figure 1.1: Champ magnétique terrestre en l’absence de perturbations extérieures.
Les lignes de champ magnétique pointent vers l’espace dans l’hémisphère sud et vers la surface de la Terre dans l’hémisphère nord. En ordre de grandeur, la magnitude du champ magnétique varie selon la latitude atteignant à la surface de la Terre une valeur de 50 µT près de l’équateur magnétique.
- 20 - Contexte général Partie
1
La Terre étant plongée dans le milieu interplanétaire, elle subit en permanence l’effet du vent de particules chargées provenant du soleil, appelé vent solaire. Ce vent de particules chargées a été décrit par Biermann (1951) et observé pour la première fois expérimentalement par la mission IMP1 en 1963. Le vent solaire a une densité moyenne de 5 particules cm-3 et une vitesse pouvant aller de 200 à 750 km.s-1. Il est composé d’électrons, de protons et d’ions He++. L’expansion du vent solaire entraîne le champ magnétique solaire, formant le champ magnétique interplanétaire, ou IMF (Interplanetary Magnetic Field). L’orientation et l’amplitude de ce dernier sont variables.
L’interaction du vent solaire avec le champ magnétique terrestre va créer une cavité appelée magnétosphère (Gold, 1959). Du fait de la pression du vent solaire, cette cavité est dissymétrique (Figure 1.2). Elle est comprimée côté jour (direction solaire) et étirée du cote nuit (direction antisolaire) pour s’étendre jusqu’à 100 rayons terrestres Rt (Rt=6371 km), (Ness, 1965).
Figure 1.2: Modification du champ magnétique terrestre par la pression du vent solaire.
Nous allons maintenant présenter les différentes régions composant la magnétosphère.
I.2 La magnétosphère et ses différentes régions
La magnétosphère est composée de plasmas de différents régimes et densités de diverses origines. Selon les régimes du plasma, plusieurs régions distinctes vont donc composer la magnétosphère, comme on peut le voir sur la Figure 1.3. Elles seront décrites dans ce qui suit depuis l’extérieur de la magnétosphère vers la Terre.
I.2.1 Le choc d’étrave
Au voisinage de la Terre, la vitesse du vent solaire atteint des valeurs supersoniques, c'est-à-dire que sa vitesse est supérieure aux vitesses de groupe des ondes d’Alfven et ondes sonores présentes dans le plasma. En rencontrant le voisinage de la Terre, le vent solaire va créer en amont une frontière appelée choc d’étrave. Au travers de celle-ci, la vitesse du vent solaire devient brusquement inférieure à la vitesse de l’onde d’Alfven.
I.2.2 Magnétogaine et magnétopause
La frontière entre la magnétosphère, dominée par le champ magnétique terrestre, et le milieu interplanétaire, dominé par le vent solaire, est appelée magnétopause (Russell, 2003). Elle a été introduite pour la première fois par Chapman et Ferraro (1931). La magnétopause est une région frontière qui empêche la majeure partie du vent solaire de pénétrer dans l’environnement terrestre. Cependant des phénomènes tels que les fluctuations du vent solaire permettent la pénétration du plasma du vent solaire à travers la magnétopause.
Figure 1.3: Différentes régions composant la magnétosphère terrestre.
- 22 - Contexte général Partie
1
La position de la magnétopause n’est pas statique, et peut varier en fonction de l’activité magnétique. En effet, si la pression dynamique du vent solaire augmente, la magnétopause se rapproche de la surface de la Terre.
La magnétogaine se situe entre le choc d’étrave et la magnétopause, c’est une région de plasma turbulent à densité variable. La vitesse d’écoulement à l’intérieur de cette région transitoire est plus rapide au niveau des flancs que vers la face avant.
I.2.3 Les cornets polaires
Les cornets polaires sont les seules régions de la magnétosphère terrestre où le champ magnétique est perpendiculaire à la région frontière, permettant ainsi une pénétration des particules du vent solaire jusqu’à la haute ionosphère (Heikkila et Winningham, 1971). Ces régions ont été mises en évidence par Chapman et Ferraro en 1931 et présentent des turbulences importantes. La position des cornets polaires varie en fonction de la pression cinétique du vent solaire et de l’orientation du champ magnétique interplanétaire.
I.2.4 Les lobes et la queue de la magnétosphère
Côté nuit, les lignes de champ magnétique sont ouvertes en se connectant au champ magnétique interplanétaire. Dans cette région se trouvent les lobes, régions ou l’énergie magnétique est très élevée pouvant atteindre une valeur de 20 nT à proximité de la Terre. Cette région présente aussi la particularité d’avoir des densités très faibles (inférieures à 0.001 cm-3) et des lignes de champ magnétique ouvertes (seule une extrémité est rattachée à l’ionosphère aurorale). Les tubes de flux se rattachent à l’ionosphère dans la calotte polaire, région délimitée par l’ovale auroral.
La région de la couche de plasma se situe entre les lobes Nord et Sud. Elle est caractérisée par la présence d’un plasma chaud piégé sur les lignes de champ fermées (les deux extrémités sont rattachées à l’ionosphère) avec un champ magnétique plus faible que dans les lobes et un nombre de particules plus important (0.1 à 1 cm-3).
I.2.5 Les zones aurorales
Ce sont deux régions circulaires autour des pôles magnétiques nord et sud. On y observe communément les aurores polaires (Figure 1.4).
Figure 1.4: Ovale auroral observé par le satellite Polar dans l’hémisphère nord (1996).
Les aurores polaires sont dues à la précipitation dans l’atmosphère de particules énergétiques provenant de la magnétosphère, excitant les molécules et produisant cette luminescence lors de la désexcitation de ces molécules.
- 24 - Contexte général Partie
1
D’autres types d’aurores, cette fois-ci dites diffuses, se présentent sous la forme d’une bande uniformément lumineuse, très étendue en longitude et large de plusieurs dizaines de kilomètres en latitude. Les aurores diffuses ont pour origine la précipitation à travers un phénomène de diffusion angulaire, d’électrons d’énergies plus faible provenant de la région de la queue magnétosphérique lors de sous orages. Cette région présente également un grand intérêt en raison des différents types d’ondes qui y sont observées.
I.2.6 La plasmasphère
La plasmasphère (Figure 1.5) est une région toroïdale de la magnétosphère interne de la Terre. Elle est peuplée de plasma dense (~ 103 à 104 cm-3) d’origine ionosphérique piégé le long des lignes de champ magnétique dipolaire (Lemaire et Gringauz, 1998 ; Ganguli et al., 2000). Elle est composée d’électrons et d’ions positifs : de protons H+ (~90%), d’Hélium He++ et d’oxygène O+ (Comfort, 1986). Lors de périodes de faible activité magnétique, des particules d’origine ionosphérique vont remonter le long des lignes de champ magnétique contribuant ainsi au remplissage de la plasmasphère. Généralement, les particules vont suivre le mouvement de corotation de la Terre le long des lignes de champ magnétique. Cependant des bulles de plasma peuvent se détacher du corps de la plasmasphère pour former des traînées denses de plasma appelées plumes (Elphic et al., 1996 ; Darrouzet et al., 2004 ; Darrouzet et al., 2006a).
Figure 1.5: Vue de la plasmasphère dans le plan aube crépuscule d’après (windows to the universe , http : www.windows.ucar.edu.
La plasmapause (dénomination introduite par Carpenter en 1966) est la région frontière externe de la plasmasphère. Sa forme approche celle d’une coquille magnétique de faible épaisseur, à travers laquelle la densité marque un saut d’un ou plusieurs ordres de grandeur. Sa découverte a été faite de façon simultanée à partir des mesures au sol de sifflements (Carpenter, 1963) et à partir de données satellitaires (Gringauz, 1963). Elle se situe à des distances radiales comprises entre 2 et 8 Rt dans le plan équatorial, et sa position varie en fonction de l’activité magnétique. Néanmoins la plasmapause ne marque pas toujours une frontière et une différence de densité nette. En effet, la chute de densité peut être irrégulière et s’étendre sur des distances importantes, d’où la notion de « couche frontière de plasma » introduite par Carpenter et Lemaire (2004) ou PBL (plasmasphere boundary layer). La région de faible densité placée immédiatement à l’extérieur de la plasmapause est appelée « plasmatrough » en anglais (voir Figure 1. 6)
Figure 1.6: Distribution de densité dans la magnétosphère interne, avec les régions plasmapause, « plasmastrough » et plasmasphère identifiées. D’après Spasojevic, 2003
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1
La plasmasphère n’est pas symétrique par sa forme. Elle possède une extension, nommée bulge côté crépuscule (Carpenter, 1966 ; Chappel, 1970), entre 16 et 20h en temps local magnétique MLT (pour les définitions des systèmes de coordonnées voir l’annexe1). Elle présente également un renflement du côté jour (Bezrukikh et Gringauz, 1976), c'est-à-dire autour de 12h en temps magnétique local. Outre le déplacement de la frontière qui est la plasmapause, d’autres effets peuvent apparaître à l’intérieur de la région plasmasphérique, tels que l’augmentation de vitesse de convection dans le secteur après midi, déclenchant ainsi un déséquilibre du plasma en corotation et générant l’apparition de structures telles que les plumes (Darrouzet et al., 2006 a et b ; Moldwin et al., 2004).
La région externe de la plasmasphère présente un intérêt de par les différents types d’ondes qui y ont été observées (Figure 1.7), tels que les émissions à (n+½) fce (ou fce est
la gyrofréquence électronique) observées pour la première fois par Kennel et al., (1970), le Hiss plasmasphérique (Dunckel et Helliwell, 1969), le bruit équatorial (Nemec et al. 2006) ou le Chorus (Parrot et al., 2003)
Figure 1.7: Différents types d’ondes observées lors d’une traversée de plasmasphère,d’après Olsen, (1987).
Les interactions ondes particules vont contribuer au chauffage des ceintures de radiation (Kozyra et al., 1997 ; Horne, 2002). Nous verrons plus en détail les différents types d’ondes observées, et nous nous intéresserons particulièrement aux ondes haute fréquence.
I.2.7 Le courant annulaire et les ceintures de radiation
Les ceintures de radiations sont des particules énergétiques occupant les lignes de champ magnétique sur des échelles de distances géocentriques L=2, 7 (L paramètre de McIlwain défini dans l’annexe 1). Ces particules ont des énergies allant de plusieurs keV jusqu’à 10 MeV pour les électrons et jusque 500 MeV pour les protons. Le mouvement de ces particules énergétiques est une combinaison entre un mouvement d’aller retour entre hémisphères opposés provenant du gradient en latitude du champ autour de la Terre (conservation du premier invariant adiabatique), et aussi une dérive azimutale de sens opposé entre les ions et les électrons résultant de la courbure du champ magnétique (conservation du deuxième invariant adiabatique). Le courant annulaire va donc apparaître dans la direction ouest résultant des dérives électroniques et ioniques. Ce courant annulaire présente une forme toroïdale. Il est centré sur l’équateur magnétique et situé entre 2 Rt et 9 Rt.
I.3 Activité géomagnétique
Le vent solaire interagit avec la magnétosphère à travers un échange d’énergie cinétique, d’énergie électrique ou de quantité de mouvement. Des changements sur les paramètres du vent solaire tels qu’une augmentation de densité, de vitesse ou un changement d’intensité et de direction de l’IMF, peuvent causer des perturbations de l’activité géomagnétique. Ce transfert d’énergie peut se faire de manière plus efficace si la composante Bz de l’IMF et le champ magnétique terrestre sont de directions opposées (Burton et al., 1975). On peut aussi noter que la direction de la composante Bz du champ magnétique interplanétaire IMF est fortement corrélée au niveau de l’activité magnétique (Murayama, 1982).
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Les perturbations de l’activité géomagnétique peuvent durer plusieurs heures lors de sous-orages (Akasofu, 1964) ou durer plusieurs jours dans le cas d’orages magnétiques de grande amplitude (Lui et al., 1987). La manifestation la plus apparente de ces perturbations est l’augmentation des fluctuations du champ magnétique terrestre. Cette augmentation provient du changement des systèmes de courant ionosphériques et magnétosphériques. Les mesures de l’intensité de ces différents types de courants par des réseaux de stations magnétiques à la surface de la Terre vont donner une indication sur l’augmentation de l’activité géomagnétique. Nous citerons par exemple les indices Dst, Kp, AE qui seront utilisés dans ce manuscrit.
I.3.1 L’indice Dst
Lors de sous orages magnétiques des particules énergétiques provenant de la queue vont être injectées dans la magnétosphère interne, et venir renforcer le courant annulaire. Celui-ci va donc être perturbé et affecter le champ magnétique à la surface de la Terre. La mesure de la l’intensité de l’anneau de courant est faite par des magnétomètres localisés à des latitudes moyennes et équatoriales. L’indice Dst introduit par Saguira, (1964) donne une bonne estimation de l’énergie portée par les particules de l’anneau de courant et donne un bon indicateur du déclenchement de sous orages magnétiques.
I.3.2 Les indices d’activité aurorale Au, Al et AE
Les indices Au (Auroral Upper), AE (Auroral Electrojet) et Al (Auroral Lower) caractérisent les courants électriques circulant dans l’ionosphère à des régions de haute latitude. Ils ont été définis par Davis et Saguira (1966). L’indice AE est déduit à partir des variations de la composante horizontale du champ magnétique. La valeur minimale des mesures prises dans l’hémisphère nord par une dizaine de stations autour de l’oval aurorale va donner l’indice Al, la valeur maximale l’indice Au, l’indice AE est la
différence algébrique entre ces deux valeurs AE=Au-Al. Un changement important de valeur de l’indice AE indique un changement du système de courant de l’electrojet auroral et donc une injection de particules dans les zones aurorales.
I.3.3 L’indice Kp
L’indice Kp (pour planetarische Kennziffer ou indice planétaire en allemand) a été introduit par Bartels en 1939. Il représente une mesure moyenne des variations du champ magnétique terrestre, basé sur les données de 13 observatoires géomagnétiques, 11 situées dans l’hémisphère nord et 2 dans l’hémisphère sud. La valeur du Kp est obtenue en moyennant sur 3 heures la variation du champ magnétique la plus perturbée. Cette moyenne est ensuite convertie en échelle logarithmique allant de 0 à 9.
Ondes électrostatiques électroniques
Dans cette thèse, nous allons nous intéresser aux ondes électrostatiques observées dans la partie externe de la plasmasphère terrestre. Dans cette région, fortement magnétisée, nous nous intéresserons plus particulièrement aux ondes reliées aux gyrofréquences électroniques. Ces ondes sont caractérisées par une composante du champ magnétique quasi nulle et ont donc de faibles distances de propagation. Elles apparaissent généralement entre deux harmoniques successives de la gyrofréquence électronique fce (voir Annexe 2) et sont couramment appelées ‘electron cyclotron
harmonics waves (ECH)’ ou bien ‘ondes (n+½) fce’. Cette dernière dénomination n’est
pas toujours adaptée puisque la fréquence des ondes observées varie de (n+0.1) fce à
(n+0.9) fce. Des ondes de ce type peuvent être observées dans différentes régions de la
magnétosphère, allant de la magnétopause pour les ‘totem pole emissions’ (Usui et al., 1999) à la frontière de la plasmapause (Christiansen, 1978 a et b ; Kennel, 1970 ; El-Lemdani Mazouz et al., 2007).
Un des intérêts de leur étude est leur possible implication dans les phénomènes de diffusion d’électrons du feuillet de plasma menant aux aurores diffuses (Lyons, 1974 ; Kennel et Ashour-Abdalla, 1982). Un autre intérêt est que ces ondes constituent un moyen de diagnostic efficace pour déterminer les propriétés du plasma, puisqu’elles sont liées aux caractéristiques du milieu (Canu et al., 2001 ; Trotignon et al., 2001). Avant de voir les résultats obtenus grâce à la mission CLUSTER, nous allons d’abord évoquer les principales caractéristiques de ces ondes, puis nous allons résumer les observations précédentes, et rappeler les classifications existantes des émissions aux (n+½)fce. Nous allons aussi rappeler les théories avancées pour expliquer leur
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1
génération. Enfin, nous étudierons leur possible implication dans le phénomène des aurores diffuses, au vu des études antérieures à CLUSTER.
II.1 Caractéristiques
Les ondes électrostatiques électroniques sont liées aux oscillations des électrons. Ces ondes sont quasi électrostatiques (courtes distances de propagations) et ne peuvent donc pas être observées en dehors du plasma dans lequel elles sont émises. Elles sont uniquement détectées par des mesures satellite in situ, (contrairement aux ondes électromagnétiques telles que le sifflement ou whistler qui sont observées au sol).
Les vitesses caractéristiques de ces ondes électrostatiques (vitesse de phase
k
ω , vitesse de groupe ∂ω ∂k) sont de l’ordre de grandeur de la vitesse thermique des électrons du milieu (quelques milliers de km.s-1) avec des énergies allant de quelques électrons volts à plusieurs centaines d’électrons volts, contrairement aux ondes électromagnétiques pour lesquelles les vitesses sont de l’ordre de grandeur de la vitesse de la lumière c.
Les ondes électrostatiques résonnent donc avec les électrons thermiques du plasma (énergie eV - keV). Elles peuvent être à l’origine de la précipitation d’électrons menant aux aurores diffuses (Kennel et al., 1970). Plusieurs études ont porté sur l’amplitude de ces ondes, afin de déterminer si elles sont suffisamment intenses pour causer cette précipitation (Belmont et al., 1983 ; Horne et al., 2003 ; Roeder et Koons, 1989 ; El-Lemdani Mazouz et al., 2007) sans apporter de réponse définitive à cette problématique (voir partie II. 5).
Nous rappelons dans ce qui suit les différentes observations d’ondes électrostatiques par des satellites orbitant dans la magnétosphère terrestre.
II.2 Observations antérieures
Les ondes électroniques électrostatiques sont aussi bien observées dans la magnétosphère terrestre (Kennel et al., 1970), que dans les magnétosphères d’autres planètes magnétisées (Kurth et Gurnett, 1991), elles ont aussi été observées dans des plasmas de laboratoire (Krafft et al., 1992).
Dans cette thèse, nous allons nous intéresser aux observations dans la magnétosphère terrestre. De nombreuses missions satellitaires ont observé ces émissions à des fréquences, des intensités et des extensions en latitude différentes. Toutefois, il apparaît que les émissions aux (n+½)fce sont souvent confinées près de
l’équateur magnétique, (Fredericks et Scarf, 1973 ; Christiansen et al. 1978b ; Roeder et Koons, 1989). Il est donc nécessaire de traverser la région équatoriale afin de décrire correctement ces émissions.
Le tableau suivant rappelle les différentes missions (noms et dates de lancement) qui ont observé des émissions électrostatiques aux (n+½ fce ainsi que leur orbitographie.
Satellite Orbitographie Perigée (km) Apogée (km) Inclinaison (°) Période (h) OGO 5 4 Mars 1968 270 146000 31 62 IMP 6 13 Mars 1971 6610 212630 28.7 96 Hawkeye 3 Juin 1974 6840 130850 89.8 49.9 GEOS 1 20 Avril 1977 2120 37500 26.3 12 GEOS 2 14 juillet 1978 Géostationnaire
ISEE 1 22 Octobre 1977 287 138000 28.6 59 ISEE 2 22 Octobre 1977 287 138000 28.6 59 SCATHA 30 janv 1979 27553.0 43239.0 7.7 23.6 DE 03Aout 1981 6952,16 29658,33 89.9 7.5 CREES 25 juillet 1990 305 35768 18.15 9.52 AMPTE IRM 557 118629 28.6
Tableau 2.1: Paramètres orbitaux des différentes missions (noms et dates de lancement) ayant observé des ondes aux (n+½)fce.
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Comme on peut le voir ces satellites ne traversent pas tous de la même façon l’équateur magnétique. Les satellites avec une inclinaison faible ou modérée vont avoir tendance à situer ces observations autour de l’équateur magnétique (+- 2°) parfois de manière inexacte, puisque la position de l’équateur magnétique issue de modèles peut varier de quelques degrés (Gough et al., 1981). Pour les satellites ayant une grande excentricité, tel IMP6, l’équateur magnétique est traversé à des distances radiales qui ne sont pas appropriées pour l’observation des ondes aux (n+½) fce. Pour les satellites avec
une excentricité faible et une faible inclinaison (SCATHA, GEOS 2), l’intensité maximale des ondes peut être occultée car se manifestant dans une partie non couverte par l’orbite.
L’orbite de CLUSTER (Escoubet et al., 1997) permet de traverser de façon claire et non ambigüe l’équateur magnétique lors du périgée, (plus de détails sur l’orbite de CLUSTER sont fournis dans le Chapitre 3). Nous allons détailler dans ce qui suit les différentes caractéristiques spectrales des ondes électrostatiques électroniques observées par les missions listées dans le Tableau 2.1.
II.2.1 Caractéristiques spectrales
Les premières observations d’ondes électrostatiques électroniques aux (n+½)fce
dans la magnétosphère terrestre datent de la fin des années soixante, avec les observations de l’instrument VLF à bord de OGO 5. Leur dénomination vient du fait qu’elles sont présentes entre deux gyrofréquences électroniques successives.
Un exemple des observations de OGO 5 est donné sur la Figure 2.1 où l’on peut voir une seule harmonique observée à une fréquence f autour de 1.25 fce.
Figure 2.1 : Observation d’une harmonique autour de 3/2 fce par le satellite OGO5, (D’après Kennel et al., 1970).
Le spectrogramme des données de OGO 5 n’est pas représentatif de l’ensemble des émissions aux (n+½)fce qui peuvent apparaître. En effet, celles-ci peuvent être observées
avec des signatures spectrales différentes, que nous allons rappeler dans ce qui suit.
II.2.1.a Ondes autour de 3/2 fce
Les données du satellite OGO 5 ont montré plusieurs classes d’émissions à bande étroite au dessus de la gyrofréquence électronique fce (Kennel et al., 1970), ces
émissions ne possèdent pas de composante magnétique.
Figure 2. 2 : a) Observation d’une harmonique à f=1.25fce vue par l’instrument OGO 5 près de l’équateur magnétique (D’après Kennel et al., 1970).b) Observations par WHISPER/CLUSTER d’une harmonique à f=1.1 fce sur un domaine de latitude étendu, et d’une bande plus large située autour de 3/2 fce et confinée au voisinage de l’équateur magnétique ; fréquences fce et 2 fce sont représentées en blanc.
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Sur la plupart des données de OGO 5, une seule harmonique était observée, entre 1.25 fce et 1.75 fce, avec des intensités dans la gamme 1-10 mV.m-1 allant même jusqu’à
100 mV.m-1. Cette dernière valeur est toutefois discutable au vu de la longueur de l’antenne (50 cm) qui est bien inférieure à la longueur de Debye du plasma (quelques mètres). Ces observations sont en majorité confinées entre +- 10 degrés de latitude magnétique. Scarf et al. (1973) ont montré que ces émissions étaient suffisamment intenses pour diffuser des électrons avec des énergies allant de 50-80 keV. Sur la Figure 2.2, on peut voir un exemple d’observations d’ondes du type 3/2 fce, par le satellite OGO
5 à gauche, et par CLUSTER à droite. On distingue sur le spectrogramme WHISPER les deux types de signature spectrale des émissions aux 3/2 fce : ondes près de fce, à
bande étroite qui sont observées à des latitudes élevées, et ondes confinées près de l’équateur magnétique qui remplissent une partie de l’intervalle entre deux gyrofréquences électroniques successives.
L’analyse des données de IMP6 a montré que les ondes (n+½) fce observées étaient non
pas centrées autour de 3/2 fce, mais plus proches de fce, et qu’elles étaient plus
fréquemment observées pour des latitudes élevées (lat >200) (Hubbard et Birmingham, 1978).
II.2.1.b Ondes multiples intenses
Christiansen et al. (1978 a et b) ont observé des ondes aux (n+½)fce, pour n > 1,
d’intensité relativement élevée (0.1-10 mV/m), mais plus faible que celle des ondes aux 3/2 fce. Ces bandes sont aussi dites étroites du fait de leur largeur de bande relativement
faible (df/f ~0.1, df étant la largeur de bande et f la fréquence observée). Elles sont en général détectées simultanément à 3/2 fce, bien que sur une durée plus courte. Nous
présentons un exemple de ce genre d’émissions sur la Figure 2.3, reproduisant des observations de CREES. Nous verrons plus loin que ces ondes ont aussi été observées par l’instrument WHISPER.
Figure 2.3 : Spectrogramme temps fréquence de données de la mission CREES avec observation d’ondes (n+½) fce multiples à l’équateur (d’après Horne, 2003).
II.2.1.c Ondes multiples diffuses
La bonne résolution des instruments de mesure sur différents satellites (IMP6, Hawkeye, ISEE, GEOS) a permis de détecter des émissions électrostatiques peu intenses en dehors de la plasmapause, à des fréquences inférieures à la fréquence hybride haute de l’espèce la plus froide. Leur amplitude intégrée est plus faible que celle de la catégorie des multiples intenses (de l’ordre de 1 à quelques µV. m-1) et avec une largeur de bande plus importante (df/f~0.5).
On peut voir sur la Figure 2.4 un exemple d’observation de bandes diffuses par l’instrument WHISPER. Ces observations s’étendent à toutes les latitudes. Elles sont typiquement plus fréquentes aux latitudes relativement élevées. Ceci est vraisemblablement dû à la présence de plasma chaud dans ces régions frontières, comme suggéré par Christiansen et al. (1978 a et b). Voir aussi Ashour-Abdalla et al. (1978 a et b), pour des considérations théoriques, ainsi que Trotignon et al. (2003), pour les mesures de plasma supra-thermique en conjonction avec les observations de bandes diffuses.
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1
0 10 20 30 40 50 dB above 10 -7 V rms .Hz -1/2 2 20 40 60 80 Frequency (kHz) C4 UT 06:15:00 06:32:30 06:50:00 07:07:30 07:25:00 R(Re) 5.61 5.34 5.10 4.88 4.69 Lat_sm(deg) -55.92 -49.32 -42.00 -33.91 -25.07 LT_sm(h) 13.84 13.76 13.72 13.70 13.69 (n+1/2) fce diffus 20030923 0 10 20 30 40 50 dB above 10 -7 V rms .Hz -1/2 2 20 40 60 80 Frequency (kHz) C4 UT 06:15:00 06:32:30 06:50:00 07:07:30 07:25:00 R(Re) 5.61 5.34 5.10 4.88 4.69 Lat_sm(deg) -55.92 -49.32 -42.00 -33.91 -25.07 LT_sm(h) 13.84 13.76 13.72 13.70 13.69 (n+1/2) fce diffus 20030923Figure 2. 4 : Exemple de (n+½)fce diffus observé par WHISPER.
II.2.1.d Ondes près de la fréquence hybride haute fuh
Mosier et al. (1973) et Shaw et Gurnett (1975) sont les premiers à mentionner l’existence d’une signature électrostatique près de la fréquence hybride haute fuh. Plus
précisément, ce bruit est observé légèrement au-delà de la plasmapause. L’intensité de ces ondes est relativement faible (quelques µV. m-1), atteignant occasionnellement la valeur de 1-20 mV. m-1.
L’arrivée de sondeurs à relaxation a permis de progresser dans la détermination des modes propres et donc d’identifier avec précision la fréquence des émissions observées connaissant la valeur de la fréquence hybride haute fuh. Les observations de GEOS 1 ont
permis de montrer que les ondes proches de fuh existent de façon quasi-permanente et
sont observées à des latitudes magnétiques entre -30° et 30° du côté jour. Ces émissions sont généralement de faible amplitude (quelques µV. m-1). Elles peuvent parfois devenir très intenses atteignant le niveau de saturation pour GEOS 1 soit 6 mV. m-1. Lorsqu’elles atteignent leur niveau maximal d’intensité, elles sont alors les ondes électrostatiques les plus intenses observées dans la magnétosphère (Christiansen et al., 1978b). Leur durée est variable allant de quelques fractions de secondes (Gough et al., 1981) à plus d’une heure.
En analysant les données d’IMP6 et d’Hawkeye, Kurth et al., (1979 a et b) ont trouvé 145 exemples d’émissions proche de fuh, d’amplitude supérieures à 1 mV. m-1, avec une
faible composante magnétique pour les plus intenses d’entre elles. L’occurrence de ces ondes intenses croît fortement à l’équateur magnétique. Kurth et al., (1979 a et b) ont
suggéré que ces ondes pouvaient être à l’origine du continuum non thermique par couplage de modes ou conversion de mode électrostatique en mode électromagnétique. On peut voir sur la Figure 2.5 un exemple d’observation de ces ondes intenses à fuh par
WHISPER
Figure 2.5 : Exemple d’observation d’émissions à fuh par WHISPER indiquant une augmentation d’intensité vers l’équateur (~9:00 TU) comparativement aux régions de plus haute latitude (~ 8:00 TU).
II.2.1.e Ondes supérieures à la fréquence plasma fpe
Les données SFA et sondeur à relaxation de GEOS 1 (Christiansen et al., 1978 a et b) ont montré qu’il y avait une autre classe d’émissions naturelles observées aux fréquences des ondes de Bernstein fqn (pour la définition de ces ondes se rapporter à
l’annexe 2), où les modes de Bernstein fq sont identifiés à l’aide du sondeur à relaxation.
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Figure 2.6: Spectrogramme des émissions naturelles enregistrées par l’instrument SFA à bord de GEOS 1. La trajectoire du satellite est donnée à titre indicatif. D’après Christiansen et al. 1978 a)
II.2.1.f Autres planètes
Les premières observations d’ondes aux (n+½)fce dans les environnements
magnétisé d’autres planètes datent des passages des sondes Voyager 1 et Voyager 2, notamment dans la magnétosphère de Jupiter avec les données de Kurth et al., 1980. La mission Cassini a confirmé la présence de ces ondes dans la magnétosphère de Saturne, ce qui en fait un phénomène commun et bien connu dans les magnétosphères des planètes magnétisées (Kurth et Gurnett, 1991). Les signatures spectrales de ces ondes sont tout aussi complexes que celle observées dans la magnétosphère terrestre.
Sur le spectrogramme Figure 2.7, on peut voir un exemple d’ondes multiples intenses aux (n+½)fce, observées sur six harmoniques et plus dans la magnétosphère de
Figure 2.7: Signature des émissions aux (n+½) fce dans la magnétosphère de Saturne. (Canu, 2007).
Notons que toutes ces observations font référence à une seule émission observée entre deux harmoniques successives de la gyrofréquence électronique. Toutefois, cette structure spectrale n’est pas aussi simple qu’il y parait. En effet, Christiansen et al. (1978a) et Koons et Fennel (1984) ont mis en évidence une structure fine de ces émissions avec apparition de plusieurs « sous-structures » à l’intérieur d’une même bande d’observation. A l’aide des données de l’instrument WHISPER, nous avons mis en évidence la structure fine de ces émissions. Nous présenterons les observations de WHISPER dans le Chapitre 5
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1
II.2.2 Classifications existantes et propriétés statistiques
La première classification des ondes électrostatiques aux (n+½)fce a été suggérée
par Hubbard et Birmingham en 1978. Elle est basée sur les propriétés spectrales de ces émissions. Les observations de OGO 5 et de IMP6 ont été divisées en quatre classes en fonction des fréquences et les largeurs de bande des émissions. On peut voir sur la Figure 2.8 un résumé de celles-ci.
Cette classification reprend en partie les différentes propriétés spectrales que nous avons présentées plus haut.
Figure 2.8 : Représentation schématique des quatre classes d’émissions électrostatiques à partir des données de IMP6 et de OGO 5, la valeur du rapport fpe/fce est donnée à titre indicatif pour les classes 3 et 4, d’après Hubbard et Birmingham (1978).
En utilisant un modèle basé sur les caractéristiques du plasma, Hubbard et Birmingham (1978) ont simulé numériquement chacune de ces classes observées.
Un résumé de cette classification et des considérations théoriques est donné dans le tableau 2.2.
Classe Nom Fréquence Intensité Observation Théorie 1a 3/2 basses 1<f/fce<1.2 >1 mV. m-1 Obs haute lat
20<lat<50 Nécessite ce uhc f f f ≤ <<2 1b 3/2 1.2<f/fce<2 2 . 0 / ≤ ∆f f
>1 mV. m-1 Obs équateur Nécessite
c UHC f f <2 2 (n+½) multi harmoniques 1 . 0 / ≈ ∆ ff uhr f fmax ≤ >1 mV. m-1 dans chaque bande
Obs équateur Nécessite
c
uhc f
f >2 3 Bandes diffuses fmax fce ≤4
5 . 0 / ≅ ∆f fce qqs µV /m Toutes latitudes Côté jour Peut être instable 4 f~fuhr ∆f /fce ≅0.1 uhr f f f << max ~ 1-20 mV/m Plasmapause (n+½)fce=fuhr Nécessite H c n n >>
Tableau 2.2 : Classification des ondes électrostatiques d’après Hubbard et Birmingham (1978), le plasma est composé de deux populations de
températures et densités différentes : (nc, Tc) pour la population froide et (nh, Th ) pour la population chaude, fuhr désigne la résonnance à l’hybride haute, fuhc désigne l’hybride haute correspondant à la population froide.
- 44 - Contexte général Partie
1
La classe 1 de Hubbard et Birmingham (1978) est aussi bien observée côté jour que côté nuit. La classe 2 est observée plus souvent côté jour, tandis que la classe 3 et la classe 4 sont majoritairement observées côté jour.
L’étude de la répartition en latitude magnétique pour chacune de ces observations a montré que la classe 1a était plus communément observée à haute latitude, d’autre part alors que la couverture spatiale de IMP6 dans la région équatoriale n’a pas permis une étude appropriée de la classe 1b. La statistique pour les classes 3 et 4 n’était pas significative pour en ressortir des propriétés quant à leur position en latitude magnétique.
Une autre classification des émissions électrostatiques a été établie par Gough et al., (1979) à partir des données de GEOS 1 et GEOS 2. Cette classification est légèrement différente et est basée sur la densité du plasma froid qui va influer sur la forme spectrale de ces ondes.
On peut voir un résumé des différents spectres observés dans les différentes classes sur la Figure 2.9
Figure 2.9 : Exemples typiques de spectre du champ électrique mesuré lors de l’apparition des émissions électrostatiques par GEOS-1 (d’après Horne, 1981).
Chacune de ces classes est observée à toutes heures locales tout au long de l’orbite géostationnaire de GEOS 2. D’après Gough (Gough et al., 1979), les ondes de classe I sont observées côté nuit, alors que celles de la classe II le sont dans le secteur matin.
Celles des classe III et IV sont observées du côté jour, avant que le satellite GEOS ne rencontre le « bulge », ou renflement plasmasphérique.
On peut donc voir à travers ces classifications que plusieurs dénominations existent dans la littérature pour des formes similaires d’observation d’ondes aux (n+½) fce. La
classe I de Gough (Gough et al., 1979) correspond à la classe 1a et classe 1b de Hubbard et Birmingham (1978). Les classes II et III pourraient correspondre à certaines émissions de la classe 2, alors que la classe IV peut être reliée aux bandes diffuses (classe 3 de Hubbard et Birmingham, (1978)).
Des études statistiques plus récentes concernant les émissions électrostatiques ont été faites dans la région de la magnétosphère interne. Les travaux de Roeder et Koons (1989) sont basés sur les données des satellites AMPTE-IRM et SCATHA pour étudier les émissions électrostatiques dans la région de la magnétosphère interne sur une large échelle de distances radiales, allant de 4 à 12 rayons terrestres (RT). Il est apparu que les
émissions électrostatiques aux (n+½)fce sont plus fréquemment observées entre 03 et 06
MLT à des distances radiales entre 4 et 8 RT, les émissions les plus intenses
apparaissant entre 21 et 06 MLT.
D’autres études statistiques (Paranicas et al., 1992) concernent la position en fréquence des ondes électrostatiques observées entre deux harmoniques successives de la gyrofréquence électronique. Il apparaît que, pour les émissions qui sont observées à quelques degrés de latitude, la fréquence d’observation se situe dans la seconde moitié de l’intervalle entre deux gyrofréquences successives, et pour les plus intenses d’entres elles, au plus près de la limite supérieure de l’intervalle. Une exception apparaît pour les émissions dans le secteur minuit qui s’étendent à des latitudes plus élevées : la fréquence de ces émissions se situe dans la moitié inférieure de l’intervalle.
Enfin, Labelle et Ruppert (1999) ont mis en évidence de façon statistique la structure fine des émissions en étudiant les données d’AMPTE IRM : 15% des spectres observés présentaient une structure fine.
Il ressort donc de ces études statistiques que :
• Les émissions aux (n+½) fce sont confinées près de l’équateur magnétique ;
- 46 - Contexte général Partie
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• Les émissions les plus intenses sont observées entre 21 et 06 MLT, Ce qui va permettre d’étudier leur implication dans le phénomène des aurores diffuses ; • La position en fréquence dépend du rapport fpe/fce et des intensités mesurées ;
• Leur spectre en fréquence présente parfois des structures fines.
Il est nécessaire d’unifier les classifications et les dénominations citées dans la littérature, même si les conditions d’observation ne sont pas les mêmes. Nous présenterons dans le chapitre 5 une classification des émissions observées dans la plasmasphère par l’instrument WHISPER. Nous allons maintenant brièvement présenter les quelques modèles proposés dans la littérature pour expliquer la génération des ondes aux (n+ ½ )fce.
II.3 Mécanismes de génération
Pour savoir si une onde électrostatique peut se développer, il faut connaitre la source d’énergie libre du milieu et déterminer la manière dont le transfert d’énergie va se faire au profit de l’onde.
Les premières études théoriques (Fredericks, 1971; Young et al., 1973 et Karpman, 1973, a et b) étaient qualitatives. Ces études ont montré que des instabilités à (n+½) fce pouvaient être obtenues si la fonction de distribution des particules était
modélisée par une population froide d’origine ionosphérique avec des énergies de l’ordre de l’eV et une population chaude provenant du feuillet de plasma avec des énergies de l’ordre du keV.
La densité des électrons froids va contrôler la fréquence de l’instabilité (Karpman 1975, a et b ), tandis que leur température contrôle le taux de croissance spatial (Ashour Abdalla, 1975 ; Ashour Abdalla et Kennel, 1978 a et b).
Il a aussi été montré qu’une pente positive dans la fonction de distribution des populations chaudes, soit ∂f ∂v⊥ positif, pouvait être la source d’énergie libre. Cette région de gradient positif dans la fonction de distribution peut être modélisée par une fonction de distribution maxwellienne en cône de perte (Ashour Abdalla et Kennel , 1978 a). La fonction de distribution des particules est alors modélisée par une somme de populations maxwelliennes donnée par :
